de başka bir hidrojen görülmektedir.

AST406

H I radyal yoğunluk dağılımı : Yukarıda üst kısımda verilen şekilde gaz yoğunluğunun iki boyutlu dağılımı gösterilmektedir. Yoğunluk, merkez çevresinde bir halka boyunca entegre edilirse, yoğunluğun R ile ortalama değişimi bulunur. 13^o< l <165^o arasındaki gözlemlerden elde edilen bir sonuç, aşağıda verilen Şeklin a kısmında gösterilmektedir. Görüleceği üzere R<4 kpc için yoğunlukta büyük bir azalma vardır.

Benzer sonuçlar başka gökadalarda da bulunmuştur (Aşağıdaki Şeklin b kısmı).

R>14 kpc için yoğunluk hızla düşmektedir. R=R_o yarıçapı dışındaki bölgeler için hesaplanan yoğunluk biraz da iyi bilinmeyen dönme eğrisine bağlıdır.

Galaktik düzleme dik dağılım : Hidrojen gözlemleri, hidrojenin Samanyolu düzlemine dik dağılımının R≤Ro

için oldukça ince olduğunu ve R ile arttığını göstermektedir. Yoğunluğun, düzlemdekinin yarısına düştüğü noktalar arasındaki kalınlık (z), R<4 kpc için

z~100 -200 pc, 4.5 kpc < R < 10 kpc için z~250 pc dir.

Özellikle merkezdeki gazın dağılımı ve kinematiği, kuramsal olarak tam bir dinamik açıklama yapılmamış olmakla birlikte oldukça iyi bir şekilde gözlemi yapılabilmiştir.

Aşağıda verilen şekil, b=0^o de (l,v) düzleminde l=354^o-16^o arasındaki HI in parlaklık sıcaklığı eş eğrilerini göstermektedir. Eğer galaktik merkezdeki nötr hidrojen çekirdek (yani merkez) çevresinde dairesel bir dağılıma sahip olsaydı (l, v) eğrileri (l, v) = (0, 0) noktasına göre simetrik olurdu. Yani şekil, 180^o döndürülünce aynı görülmeliydi. Oysa aşağıda verilen Şekil simetrik bir yapı göstermemektedir. Artı hız ve boylamlarda eksi hız ve boylamlara göre daha çok hidrojen olduğu açıkça görülmektedir.

Büyük ölçekte bakıldığında bu Şekilde şu yapısal özellikler görülür : -45^o < l < 0^o arasında hızları -210 km s^-1

< v < 0 km s^-1 olan 21 cm salması vardır.

İkinci olarak – 5

< l < -3

arasında v ≈ -240 km s

de başka bir hidrojen görülmektedir.

Bunların artı boylam ve artı hız bölgesindeki karşılığının varlığı, çevredeki hidrojenle karışmış olmasına karşın, biraz güç de olsa sezilmektedir.

Birinci ile ikincinin yarıçapları, farklı iki ayrı yapısal özellik olduğunu ortaya koymaktadır.

Bunlar, hızla dönen bir gaz diski olarak yorumlanmıştır.

Boylamdaki uzantıdan bu çekirdek diskinin yarıçapı R~700 pc olarak hesaplanmıştır. Bu disk içindeki hareket çoğunlukla dairesel, dolayısıyla dönme eğrisi hakkında R<700 pc için bilgi vermektedir.

Burada kütlenin çoğunun Öbek II cisimleri

olduğu sanılmaktadır. Bu bölgede, oransal

olarak diğer bölgelere göre HI daha azdır.

Çekirdek diski ile R~(1/3)R_o arasında dairesel olmayan hareketler görülmektedir. Yukarıda verilen Şekilde l ≈ -6^o ve v ≈ -80 km s^-1 de başlayıp l = 0^o ve v = -53 km s^-1 den geçerek l≈5^o de diğer hidrojene karışan ve 3 kpc kolu denen uzun bir hidrojen “sırtı” görülmektedir. (l, v)

= (0^o, -53 km s^-1) de kuvvetli soğurma vardır.

Bunun anlamı şudur : 21 cm salması şeklinde görülen sırtın bu parçası, Güneş ile merkezdeki kuvvetli (yüksek parlaklık sıcaklıklı) sürekli ışınım kaynağı Sgr A arasındadır ve onun ışınımını soğurmaktadır.

Bu soğurmaya neden olan maddenin merkez çevresinde dairesel harekette olmadığı açıktır. -53 km s^-1 lik hız radyal doğrultuda (Güneş’e doğru) genişlemeyi göstermektedir. Bu nedenle uzaklığı kinematik yolla bulunamaz. Geometrik olarak, kabaca bulunmuştur : Bu kol l ≈ 338^o ye kadar görülmektedir. Bu R ≈ 3.5 kpc değerini verir. “3 kpc kolu” denmesinin nedeni budur.

Kolun l = 0^o deki ucunun uzaklığı belli değildir ancak soğurma olarak görüldüğüne göre Güneş ile merkez arasında olduğu açıktır. Aslında yukarıda verilen Şekil’e bakarak bu kolun bir sarmal koldan kaynaklandığı, hatta R = 3 kpc deki hidrojenden kaynaklandığı kesin olarak söylenememektedir.

Yukarıda verilen Şekilde görülen bir başka özellik, eksi boylamlarda (-5^o < l < 0^o) ve artı hızlarda (50 km s^-1 < v < 200 km s^-1) hidrojen salmasının varlığıdır. Salt dairesel dönme için bu bölge “yasak”

bölgedir. Ayrıca buradaki hidrojenin parlaklık sıcaklığında bir azalma görülmemektedir. Yani soğurma olarak görülen hidrojen yoktur.

Bu da şunu göstermektedir : (l < 0, v > 0) daki 21 cm salmasına neden olan madde galaktik merkezin arkasındadır ve 3-kpc kolu gibi merkezden dışa doğru genişlemektedir. Bu “kol”a da çoğu zaman

“135 km s^-1 lik genişleyen kol” denmektedir. Eğer madde birikintiler halinde ise merkez ile Güneş arasında olabilir ve yine de soğurma olarak görülmez. Bu durumda hareketi merkeze doğru olur.

Bakış doğrultusuna dik doğrultudaki hız bileşenini ölçecek bir yöntemin olmamasından dolayı bu hızların, dairesel olmayan dolanımların Güneş’in özel konumundan mı öyle göründüğü yoksa çekirdekten fırlatılan gazı mı temsil ettiği belli değildir.

R<4 kpc içinde gazın düzlemde toplanması pek kuvvetli değildir. -10^o < l < 10^o arasında (R<1.7 kpc) maddenin yan kalınlığı 1^o dir. 10^o ya kadar soyutlanmış birikintiler görülmektedir. Merkezdeki HI in dönme ekseni de düzleme göre eğiktir.

Aşağıda verilen Şekilde Sagittarius A nın saldığı ışınımın hidrojen atomları (kesikli çizgi) ve OH molekülü (sürekli eğri) tarafından soğurulmasına ilişkin profiller gösterilmektedir. Apsis, Güneş komşuluğundaki hidrojene göre radyal hızdır. Düşey eksen soğurma derinliğidir. Bu şekilde moleküller ile hidrojen atomu arasındaki fark ortaya konmaktadır. Kesikli çizginin 0 kms^-1 deki derin minimumu, galaktik merkez ile gözlemci arasındaki tüm hidrojenden ileri gelir.

Dairesel hareket olduğu için bu maddenin hız dağılımı küçüktür. -53 kms

deki ikinci minimum (noktalı çizgide) “genişleyen 3- kpc” kolundaki hidrojenden ileri gelir.

OH eğrisinin bu hızlarda minimumu yok denecek kadar küçük derinlikte ama -130 kms

komşuluğunda geniş soğurma bandına sahip olmaktadır. Buna, merkeze yakın olan genişleyen molekül bulutları neden olur.

+40 kms

de daha derin bir minimum vardır.

Bu hızlarda noktalı çizgideki sığ

minimumlardan görüldüğü gibi hemen

hemen hiç hidrojen yoktur.

Merkezde molekül bulutları : Molekül gözlemleri, özellikle 2.6 m CO gözlemlerine göre Galaktik merkez ile 300 pc arasında molekül bulutları dış bölgelere göre daha fazladır.

Bu kestirime göre R = 300 pc (l = 2^o) içindeki maddenin çoğu molekül durumdadır. R = 300 pc içinde 10⁸ Mסּ kadar H2

ye karşılık 700 pc yarıçaplı HI diskinin tümünde 4x10⁶ Mסּ lik nötr hidrojen hesaplanmaktadır.

Merkezdeki moleküler maddenin dağılımı ve kinematiği R ≤ 4 kpc deki HI inkine genel olarak benzerdir. Aşağıda verilen Şekilde ¹²CO molekülünün 2.6 m salma çizgisinin b = 0^o de (l, v) düzlemindeki dağılımı gösterilmektedir.

Bunun daha önce verilen yukarıdaki Şekilde gösterilen HI dağılımı ile benzerliği dikkat çekmektedir. Burada da artı hız ve artı boylamlarda eksi hız ve boylamlara göre daha fazla gaz vardır. Aşağıda verilen Şekilde iki dev molekül birikintisi görülmektedir : (l, v) = ( 10’ , 40 kms^-1) ve (l, v) = ( 45’ , 70 kms^-1) de.

“40 kms

bulutu” diye de adlandırılan birinci bulut belki de sürekli radyo ışınım kaynağı Sagittarius A ile ilgilidir. Sgr A nın Galaksinin tam merkezi olduğu kabul edilmektedir. Diğeri en az yedi HII bölgesi ile ilgilidir ve Sagittarius B2 diye adlandırılmıştır.

OH hidroksil kökü 18 cm ile H

CO

formaldehid’in (6 cm) soğurma çizgileri

gözlemlerinden Sgr B2 nin merkezin

arkasında ve genişlemekte olduğu, hatta

genişleyen molekül halkası içinde olduğu

ileri sürülmektedir.

Kırmızıötesi ve Radyo sürekli tayf gözlemleri

Galaktik merkezin en büyük ayırma gücüne sahip gözlemleri kırmızıötesi ve radyo dalgaboylarında yapılmıştır. Aşağıda verilen Şekillerden üstteki, merkez bölgesinin  = 2 cm de ısısal radyo ışınımı dağılımını göstermektedir. En çok ışınım Sgr A tarafından salınmaktadır. Alttaki Şekilde ise 6 cm de Sgr A nın süreklilik salması gösterilmektedir. Sgr A aslında iki kaynaktır : Sgr A ve Sgr A batı(west). Sgr A batı’nın süpernova kalıntısı olduğu öne sürülmüştür. Çok uzun tabanlı gözlemlere (VLBI) göre, Sgr A, çapı  ≤ 0”.001, yani D ≤ 10 A.B. Büyüklüğünde aşırı sıkışık (yoğun), ısısal olmayan kaynak içermektedir. Bir çok etkin galaksilerin merkezlerinde çok sıkışık, etkin kaynağın olduğu bilinmektedir. Fakat büyüklük sınırı 10 A.B. gibi kesin değildir. Merkezin radyo parlaklığı 10³³ erg s^-1 (=1L4/סּ) dir.

Bu kimi radyo galaksilerden 10¹³ kadar küçüktür.

Buna karşın Sgr A nın parlaklık sıcaklığıçok yüksektir (T ~ 10^{10 o}K). Bu da merkezde alışık olmadığımız fiziksel süreçlerin varlığına bir işarettir : Kara delik ? Aşağıda verilen Şekilde galaktik merkezin 2.2 

kırmızıötesi ışınımı gösterilmektedir. Sgr A batı (Sgr A west veya kısaca Sgr A w), kırmızıötesi kaynaklardan oluşan bir halkanın ortasında bulunmaktadır. 2.2  salması belki de yıldızlardan kaynaklanmaktadır. Yani Sgr A w, yıldız yoğunluğunun en yüksek olduğu galaktik merkezin tam ortasındadır. Gerçekten, kırmızıötesi kaynakların radyal dağılımı, M31 merkezindeki kırmızıötesi ve optik ışınım dağılımına benzemektedir. M31 merkezindeki gözlemlerle karşılaştırınca, bakış doğrultusu için 2  da 3^m, görsel V bandında 27^m lik soğurma hesaplanmaktadır.

Kırmızıötesi gözlemler önemli kinematik bilgiler de vermiştir. 12.8  da iyonlaşmış Neon (NeII) çizgisi, Sgr A nın dönen iyonlaşmış bir gazla çevrildiğini göstermektedir. Bu gaz Sgr A nın her iki tarafında 15” (=0.7 pc) ye kadar görülmektedir ve hız, l ile sistematik olarak değişmektedir. Buradan bulunan dönme hızı (150 km s

) çok büyük değil ancak çizgi genişliği (200 km s

) dairesel olmayan hızların varlığını göstermektedir. Bu hızlar çekirdeğin kütlesel çekimine karşı gazı dengelemektedir.

Bu hızlardan galaktik merkezdeki kütle için 4 x

10

M

değeri hesaplanmıştır.

Yıldızların yörüngeleri kara deliğin kütlesi yaklaşık 4 milyon M_Güneş olduğuna işaret etmekte.